Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...=Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...
DOMŮ   ARCHIV   IBT   IAN 1-50   IAN 50-226   IAN 227-500   RÁDIO   PŘEKVAPENÍ  
STALO SE

Titan - díl druhý (Co nám řekly Voyagery)

Titan je bezesporu výjimečným měsícem. Ať už po stránce své velikosti, jakožto druhý největší měsíc Sluneční soustavy a vůbec největší měsíc své mateřské planety, ale především proto, že má atmosféru. Tím však výčet zajímavostí nekončí. Titanova atmosféra je neobvykle hustá a co víc, má velmi podivné složení. Jsou v ní totiž obsaženy organické látky od jednoduchých uhlovodíků, přes aromatické sloučeniny až k aminokyselinám a bázím nukleových kyselin. Tato směsice základních stavebních kamenů života dělá z Titanu ideální laboratoř, ve které bychom mohli nalézt odpovědi na mnohé z otázek vzniku života na Zemi. Tento seriál má za úkol shrnout naše současné poznatky o Titanu. Snad už nám koncem roku sonda Huygens s pouzdrem Cassini řeknou více…

Jak jsme se zmínili minule, koncem 70. let minulého století existovala na Titan velká řada velmi rozdílných názorů. Světlo do této problematiky měly vnést americké sondy Voyager, které se vydaly na pouť Sluneční soustavou. Ta byla více než úspěšná a Voyagery se zasloužily o velkou část našich současných názorů na Titan. Voyager 1 proletěl kolem Titanu 12. listopadu 1980 ve vzdálenosti 6490 km. Následoval přelet Voyageru 2, který Titan minul 26.srpna 1981 ve vzdálenosti 665 960 km. Vědci předpokládali, že vrstva mraků na Titanu nebude zcela souvislá, takže bude možno pozorovat alespoň nějaké detaily na Titanově povrchu. Bohužel, vše co bylo vidět byl neprostupný oblačný obal, který nejevil téměř žádnou strukturu a vznášel se ve výšce 250 km nad povrchem. Jedinými detaily byly zřetelné oblačné závoje ve výškách kolem 350 km.

Ilustrační foto...

Ilustrační foto...

Voyagery nesly na palubě řadu přístrojů, které měly sloužit pro výzkum atmosféry. Mezi ty základní patřily:

IRIS

The Infra-Red Imaging Spectrometer. Byl na palubě obou Voyagerů. Byl složen z Cassegrainova dalekohleu s 50 cm primárním zrcadlem. Zařízení v podobě IR spektrometru mohlo určit albedo, efektivní teplotu a energetickou rovnováhu atmosféry.

UVS

The ultraviolet spectrometer, opět byl na palubě obou Voyagerů. UVS zařízení bylo využíváno pro detekce ionizovaných atomů a molekul. Z UV spektra rozptýleného slunečního záření bylo možno zjistit absorpční vlastnosti a zastoupení organických komplexů složených z dílčích uhlovodíků.

RSS

Radiovědecké experimenty, proměřující zeslabení a lámání radiového signálu při jeho průchodu skrze atmosféru Titanu.

Nejdůležitějším pro určení struktury atmosféry měly být právě radiové experimenty. Když Titan vstoupil mezi Zemi a Voyager, signál vysílaný sondou nějakou dobu procházel i skrze atmosféru Titanu. Radiotelemetrické spojení tak postupně prořízlo Titanovu atmosféru v jejím vertikálním směru vůči jeho povrchu. Došlo k zeslabení signálu atmosférou, které bylo úměrné hustotě plynů, přes které signál cestoval. Tak bylo možno odvodit základní hustotní profil atmosféry. Ve spojení s daty z IRIS jsme získali také teplotní profil atmosféry ve vertikálním směru.

Z Voyagerovských měření byl stanoven tlak u povrchu na 160 kPa a povrchová teplota na 92 až 95 K. Z těchto hodnot bylo možno odvodit i průměrnou relativní molekulovou hmotnost, která činila 28,6. UV spektroskopie potvrdila, že většinu atmosféry tvoří molekulární dusík (relativní molekulová hmotnost dusíku je 28). Z hodnoty molekulové hmotnosti vyplynulo, že kromě dusíku bude v atmosféře obsažen ještě další, těžší plyn. Tímto plynem byl argon, který mohl být v horních vrstvách atmosféry zastoupen 6% a v nižších vrstvách dokonce až 17 %. Z poměrů zastoupení dusíku a argonu ve sluneční pramlhovině vyplynulo, že dusík se do atmosféry dostal pravděpodobně z této mlhoviny a nevzniknul jako důsledek fotolýzy čpavku.

Argon je nejspíše přítomen ve slabé vazebné interakci s vodíkem a vytváří tzv. Van der Waalsovskou molekulu, jejíž vzorec můžeme zapsat jako H2-N2. Vraťme se však k experimentům prováděným s IRIS. Ty totiž odhalily spektrální stopy alifatických (uhlíky spojeny do otevřených řetězců) uhlovodíků, jejichž řetězce obsahovaly až tři atomy uhlíku. Rovněž byla zjištěna přítomnost jednoduchých substituovaných nitrilů a acetylenů. Spektra z UVS poukazovala na výskyt molekulárního dusíku, který tvoří převážnou část Titanovy atmosféry. Atomární, jednou ionizovaný dusík byl produkován účinkem kosmického záření a slunečního větru na molekulární dusík.

V tabulce pod textem je zobrazen přehled detekovaných sloučenin (popř. sloučenin odvozených z pozorování), které by měly být přítomny v Titanově atmosféře. Tato data byla získána vyhodnocením pozorování Voyagerů. Všechny tyto sloučeniny také byly pozorovány při laboratorních experimentech, ve kterých byla směs metanu a dusíku v poměrech odpovídajících Titanově atmosféře, ozařována UV zářením, které mělo za úkol simulovat důsledky záření slunečního.

Ilustrační foto...

Vysvětlivky:

Sloučeniny uvedené černě, jsou při teplotě Titanova povrchu plynné, červené sloučeniny jsou kapaliny a zelené pak pevné látky.

Vertikální struktura atmosféry Titanu

Opět výsledek pozorování Voyagerů. Bílá tečkovaná linie naznačuje změnu teploty s výškou. Ostatní křivky ilustrují schopnost elektromagnetického záření o různých vlnových délkách, projít skrze různé vrstvy atmosféry. Poznamenejme, že právě díky tomu, zda dané záření látkou projde, pohltí se, popř. je rozptýleno nebo odraženo, jeví látka své zabarvení. Tak například u jemných oblačných závojů ve svrchních vrstvách atmosféry Titanu je rozptylováno modré světlo, díky tomu mají tyto oblačné závoje namodralé zabarvení ve viditelném spektru. Naopak UV záření je těmito závoji pohlcováno, což nám umožňuje nejen je detekovat, ale především i zkoumat jejich složení. Oranžová hustá oblaka v nižších vrstvách atmosféry jsou pravděpodobně směsí organických sloučenin v kombinaci s dusíkem a metanem. Pří kliknutí na náhled získáte obrázek v plné velikosti.

Ilustrační foto...

Chemické reakce

Zdejsou znázorněny základní chemické reakce, jejichž výskyt je v atmosféře takového složení očekáván. Všimněme si, že ačkoliv se nitrily, uhlovodíky a kyslíkaté sloučeniny vyskytují v atmosféře odděleně, jejich vzájemné chemické reakce jsou velmi provázané. Produkty těchto reakcí jsou dílem fotochemických dějů, o kterých bude řeč v některém z dalších pokračování tohoto seriálu.

Složení oblačných závojů

V roce 1971 začal Carl Sagan diskutovat o složení oblak v Titanově atmosféře. Jeho experimenty nasměrovaly na následující dvě desetiletí snahy vědců o syntézu analogických sloučenin. Princip byl poměrně jednoduchý a bylo jím pouze vhodné ozáření směsi dusíku a metanu. V těchto experimentech byly vyprodukovány oranžové sloučeniny, které po chemické stránce odpovídaly organickým heteropolymerům a jsou souhrnně nazývány tholiny. Obdobné látky se pravděpodobně nacházely i na ranné Zemi a nacházejí se i na velmi chladném Neptunově měsíci Tritonu. Tholiny byly v zápětí nalezeny i v Titanově atmosféře a po stránce spekter se velmi podobaly tholinům připraveným na Zemi. Analýza tholinů detekovaných na Titanu pak odhalila více jak 75 jednodušších, nicméně po chemické stránce velmi významných sloučenin, které tvořily tholinové řetězce.

Základní strukturu tholinu ukazuje následující obrázek:

Ilustrační foto...

Dnes jsou tholiny v laboratořích vytvářeny plasmovým ozařováním směsi dusíku a metanu v poměru 9:1. Produktem jsou na dusík bohaté tholiny. Prvotní experimenty produkovaly nasycené a nenasycené uhlovodíky (s jedním až pěti uhlíky) a nitrily v množstvích, které jsou srovnatelné se zastoupením acetylénu a nitrilů v Titanově atmosféře. Analýzy Titanova tholinu indikují jeho empirický vzorec jako C3H5N2. Jako součást základní uhlíkaté kostry byly odhaleny i alkany, alkeny, alkiny, nitrily, aromáty a dusíkaté heterocykly (dusíkaté heterocykly zahrnují velké množství látek, jako imidazoly, pyraziny, pyridiny, purin a pyrimidin, z nichž poslední dvě tvoří báze nukleových kyselin). Zvláště zajímavé je, že kyselá hydrolýza Titanova tholinu produkuje šestnáct aminokyselin (výtěžky aminokyselin představují cca. 1-2% původní hmotnosti tholinu).

Hmotnostní spektrometrie tholinu odhalila i skupinu látek, která se nazývá polycyklické aromatické uhlovodíky. Sloučeniny této třídy obsahují dva a více aromatických kruhů (nejjednodušším aromátem je benzen se svým charakteristickým jádrem ve tvaru šestistranu). Příkladem nejjednoduššího polycyklického aromátu může být např. důvěrně známý naftalen. Některé z tohoto typu sloučenin se vyskytují ve svrchních částech atmosféry v oblačných závojích. Očekává se, že tyto látky budou reagovat s kovovými ionty, které do atmosféry přinesly meteory a vytvářet tak organokovové sloučeniny. Podobné reakce už byly modelovány pro kometární jádra s obsahem křemíku, železa a hořčíku. Polycyklické aromáty byly rovněž nalezeny u Halleyovy komety a v mezihvězdných zrnech.

Pokud výše zmíněné organokovové sloučeniny zkondenzují a vytvoří malá ledová zrnka, mají tato zrnka oranžové až červené zabarvení, které by mohlo vysvětlovat i barvu Titanovy atmosféry. Modely atmosféry dle Voyagerovských pozorování naznačují, že kondenzace těchto látek by měla probíhat pod hlavním oblačným patrem (tj. pod 125 km) a kondenzace metanu pak ve výškách do 40 km od po povrchu. Svrchní část oblak horního patra pravděpodobně obsahuje organické molekuly o velkých molekulových hmotnostech a tholiny. Tyto látky kondenzují téměř hned po svém vzniku a začínají postupně narůstat v důsledku vzniku dalších kondenzačních vrstviček na jejich povrchu. To má za následek nárůst jejich hmotnosti a postupnou sedimentaci. Ve výšce kolem 325 km by se měly nacházet organické molekuly složené z atomů uhlíku a dusíku, které tvoří jemné oblačné závoje (pozorované Voyagery nad typickou oranžovou oblačností Titanu).

Titanova atmosféra tedy pracuje podobně, jako destilační kolona. Jednoduché molekuly kondenzují pod vrcholky oblak, středně těžké molekuly v blízkosti vrcholků a nejsložitější a nejtěžší molekuly v jednotlivých vrstvách oblačných závojů. Sagan a Thompson rozdělili pozorovaná oblaka a oblačné závoje na čtyři skupiny:

- primární oblačné závoje, absorbující UV záření a složené z organických molekul mezi 625-1025 km

- kondenzované primární organické molekuly v oblačných závojích ve výšce 365 km a v hlavním oblačném patře

- tholiny, vznikající chemickými reakcemi v primárním oblačném patře, které jsou obsaženy v celé atmosféře a slouží jako zárodečná centra pro kondenzační pochody

- troposférický metan, etan a oblaka dusíku, vznikající vypařováním a následnou kondenzací těkavých látek z Titanova povrchu

Fotografie Titanu

Dráha Voyageru 1 byla navržena s cílem získat co nejlepší snímky Titanovy atmosféry, případně i povrchu. První snímek (zvětšený detail) pořídil Voyager 1 ze vzdálenosti 22 000 km 12. listopadu 1980. Na snímku jsou zřetelně viditelné modravé oblačné závoje (uměle zvýrazněny), vznášející se nad hlavní vrstvou oranžových oblak. Směrem k severnímu pólu dochází postupně ke splývání obou oblačných vrstev, naopak směrem k jižnímu pólu se hranice mezi těmito vrstvami stává ostřejší. Tento jev by měl být důsledkem střídání ročních období.

Ilustrační foto...

Na druhém obrázku je snímek Titanu, který Voyager 2 pořídil 23. srpna 1981 ze vzdálenosti 2,3 milionů kilometrů. Snímek ilustruje načervenalý stín mraků na severní polokouli a tmavý „límec“ kolem 70° s.š. Titanova rotace je vázaná na Saturn a rotační osa má sklon k oběžné rovině 27°, takže se na Titanu střídají roční období stejně jako na Zemi. To by mohlo zapříčinit i rozdílný kontrast mezi severní a jižní polokoulí, který je na snímku jasně patrný. Potvrzením jsou snímky z HST, kdy došlo k inverzi jasnosti mezi severní a jižní polokoulí v důsledku změny ročních období.

Ilustrační foto...

Nasledující díly:
Titan - díl sedmý a poslední (Kryovulkanismus a zdroje energie pro chemické reakce)
Titan - díl šestý (Oceán a jiné zdroje metanu)
Titan - díl pátý (Teorie vzniku Titanovy atmosféry)
Titan - díl čtvrtý (Proměny atmosféry v minulosti)
Titan - díl třetí (Je na Titanu oceán?)

Předchozí díly:
Titan - díl první (historický přehled)

Jan Píšala

| Zdroj: Portály ESA a NASA, Icarus, Andrew D. Fortes (review), Planetary and space science IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Saturn z blízka
Ilustrační foto...
Co by kdyby I.
Ilustrační foto...
Dvacet tisíc poprvé aneb obří transneptunické
Ilustrační foto...
Matematika nade vše
Ilustrační foto...
Pozdrav z Ciudad de Mexico
Ilustrační foto...
STALO SE
4.12.2012 -
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...

WEBKAMERA
 Upice webcam / widecam
UPICE WEBCAM

Add to Google

 

Pridej na Seznam
 

  © 1997 - 2017 IAN :: RSS - novinky z astronomie a kosmonautiky SiteMap :: www :: ISSN 1212-6691